GALEX Observations of "Passive Spirals" in the Cluster Cl 0024+17: Clues to the Formation of S0 Galaxies
我们提出了新的结果，从深GALEX紫外成像的集群Cl 0024+17在z~0.4。静止帧远紫外线发射是从所谓的“被动螺旋星系”的一大部分检测到的-一个显着的人口，表现出螺旋形态，很少或根本没有光谱证据正在进行的恒星形成。这个人口被认为是代表落入星系的恒星形成已在某种程度上截断的环境过程中，可能在形态过渡到S 0星系。与正常的星系团螺旋相比，我们发现被动螺旋在FUV光学颜色上更红，同时表现出比E/S 0 s星系团更强的紫外辐射-正如最近被截断的恒星形成所预期的那样。通过模拟不同的时间敏感性的紫外线和光谱数据最近的活动，我们表明，恒星形成被动螺旋衰变的时间尺度小于1 Gyr，符合“气体饥饿”-一个过程中，集群环境防止冷气吸积到螺旋盘。有趣的是，目前在被动阶段观察到的螺旋部分与预期的形态转变和随后的集群S 0自z=0.4以来观察到的积累的较长时间一致。
2006-03-08 astro-ph
The evolution of the galaxy B-band rest-frame morphology to z~2: new clues from the K20/GOODS sample
本文详细分析了0 < z < 2.5的K-选择星系的静止坐标系B带形态的演化。这项工作是基于位于钱德拉深场南部地区的K20光谱样品（Ks<20），加上该地区可用的公共深GOODS HST+ ACS多波段光学成像。由于该目录的光谱完整性达到94%，我们可以以前所未有的细节比较星系的形态和光谱特性。我们的形态分析包括目视检查和自动程序，使用参数（例如，由GALFIT和GASPHOT软件包处理的Sersic指数）和非参数（浓度，不对称性和clumpineSs，CAS）方法。我们的分析将K20星系分为：60/300（20%，1类）正常椭圆星系/S 0; 14/300（4%，2类）扰动或特殊椭圆星系; 80/300（27%，3类）正常螺旋星系; 48/300（16%，4类）扰动或活跃的恒星形成螺旋星系; 98/300（33%，5类）不规则星系。合并分数的演化被限制到z~2，通过仔细考虑形态学k-校正的影响：不对称准则和对统计都显示合并分数作为红移的函数而增加。最后，我们分析了红移的早期和晚期型星系的有效半径的依赖性，并找到一些温和的证据与z的早期型星系的大小减少，而磁盘和不规则保持不变。总之，对K20样品的分析表明，即使在中等深度的K波段选定样品中，0.5<z<1.5的螺旋和不规则体也占很大比例。
2004-11-29 astro-ph
Observational Clues to Brown Dwarf Origins
在过去的一年里，我们进行了一个多方面的计划，以调查褐矮星的起源和早期演化。使用高分辨率凯克光谱的~30个对象附近和低于亚恒星边界的几个恒星形成区域，我们提出了令人信服的证据，T金牛座一样的吸积阶段在年轻的棕矮星。我们系统地研究了红外L '波段（3.8微米）磁盘多余的光谱证实的年轻的非常低质量的对象显示，一个显着的比例棕矮星港口磁盘在一个非常年轻的年龄。它们的内盘寿命似乎与金牛T星周围的盘没有很大的不同。总的来说，我们的发现与大多数低质量恒星，棕矮星和孤立的行星质量物体的共同起源是一致的。
2003-06-11 astro-ph
Internal kinematics and stellar populations of dE galaxies: Clues to their formation/evolution
星系团中众多弥散椭圆星系的起源是什么？这些星系在几十亿年前形成了恒星，并失去了气体。虽然恒星形成过程中产生的恒星风以及恒星与环境的相互作用无疑发挥了作用，但它们各自的作用以及这种演化机制的细节仍然存在争议。在这次演讲中，我们将回顾少数dE星系的第一个3D光谱观测。这些数据揭示了复杂的运动学结构，嵌入盘和反向旋转的核心，他们打开了非常有前途的前景，研究历史的恒星星族在这些不同的功能。盘的存在，这是已经知道从详细的图像分析，和复杂的运动学和新的约束恒星星族的强制执行dEs和盘星系之间的进化联系的假设。
2005-10-13 astro-ph
A giant molecular cloud falling through the heart of Cygnus A: clues to the triggering of the activity
我们目前的中间分辨率近红外长缝光谱数据附近的射电星系天鹅座A（3C 405）（获得的NIRSPEC光谱仪的凯克II望远镜）。这些数据揭示了近红外发射谱线运动学的相当复杂性，包括200-350 km/s的谱线分裂以及窄（FWHM ~200 km/s）和宽（FWHM ~700 km/s）组分的混合物。值得注意的是，Pa α和H2发射线显示出显着不同的运动学，无论是在核上和核外。总的来说，这些数据提供了一个巨大的分子云穿过天鹅座A宿主星系中心的证据，其运动不是由AGN本身驱动的。我们认为，这个云可能连接到这个非常强大的活动星系核的活动的触发。我们还检测到分裂H2组件的核，可能起源于环核环面。
2004-05-17 astro-ph
Metal enriched gaseous halos around distant radio galaxies: Clues to feedback in galaxy formation
本文介绍了与3个z > 3射电星系4C 41.17、4C 60.07和B2 0902+34有关的巨型星云发射线晕的光学和近红外光谱研究结果。以前的深窄带Ly-alpha成像揭示了复杂的形态，大小可达100 kpc，可能与中心区域的外流和AGN反馈有关。这些晕的外部区域表现出安静的运动学，典型的速度分散为几百公里/秒，和速度剪切，主要可以解释为由于旋转。内部区域显示了与射电瓣密切相关的气体的冲击茧。它们的运动学受到干扰，膨胀速度和/或速度离散度>1000 km/s。核心区域的化学演变，我们还发现了光谱证据的喷射浓缩材料在4C 41.17高达约60千秒差距的距离沿无线电轴。在大多数情况下，在Ly-alpha线中追踪的动力学结构在碳和氧线中密切呼应。这表明Ly-alpha线产生于高度聚集的小填充因子介质中，因此可以用作高z射电星系（HzRGs）动力学的示踪剂。我们的结论是，这些HzRG正在经历一个最后的喷流诱导阶段的恒星形成与喷射的大部分星际介质成为“红色和死亡”的椭圆星系之前。
2007-02-28 astro-ph
Simultaneous Chandra and RXTE Spectroscopy of the Microquasar H~1743-322: Clues to Disk Wind and Jet Formation from a Variable Ionized Outflow
2003年银河系黑洞候选者H 1743-322爆发的明亮阶段，我们同时与钱德拉和RXTE的X射线在四个场合。钱德拉/HETGS光谱揭示窄，可变的（He-样）Fe XXV和（H-样）Fe XXVI共振吸收线。在第一次观测中，Fe XXVI线的半高宽为1800 +/- 400 km/s，蓝移为700 +/- 200 km/s，表明高度电离的介质是外流。此外，在第一次观测中，Fe XXV线在几百秒的时间尺度上发生了显着变化，这相当于开普勒轨道周期约为1 E+4引力半径。我们的吸收几何模型表明，几何效应和不断变化的电离通量相结合，需要考虑到观测之间观察到的线通量的大变化，吸收可能发生在半径小于1 E+4半径为10 Msun黑洞。可行的吸收几何模型包括由于吸积盘结构的循环吸收，在一个clusterous外流盘风的吸收，或这两个可能的组合。如果H1743 -322风具有单位填充因子，则最高隐含质量流出率为爱丁顿质量吸积率的20%。这种风可能是最近在银河系黑洞GX 339-4和XTE J1650-500中发现的类似塞弗特的外流“热吸收体”几何结构的热前兆。我们讨论这些发现的背景下，在其他银河系源的光谱中发现的电离铁吸收线，并连接到温暖的吸收器，风，和其他吸积系统的喷气机。
2004-06-10 astro-ph
Stellar and Dust Properties of Local Elliptical Galaxies: Clues to the Onset of Nuclear Activity
我们研究恒星和尘埃性质的一个定义明确的样本的本地椭圆星系，探讨宿主星系的性质和核活动之间的关系。我们选择了一个完整的样本45椭圆星系从帕洛玛光谱调查附近的星系，其中包括20个低光度活动星系核分类为LINER和25个不活跃的星系。使用一个恒星星族合成方法，我们比较派生的恒星星族的LINER与非活性子样本的属性。我们还研究了尘埃和恒星表面亮度分布的中心区域的这些星系使用高分辨率图像获得的{ \it哈勃太空望远镜}。相对于不活跃的子样本，椭圆星系托管LINER共享相似的总光学和近红外光度，中央恒星速度色散，和核恒星星族的判断，从他们的光度加权年龄和金属丰度。LINERS，另一方面，有一个更大的分数的核心型中心表面亮度配置文件和更高的频率的环核尘埃结构。我们的研究结果支持LINER是由低光度活动星系核而不是年轻或中年恒星提供动力的建议。附近椭圆星系中的核活动似乎优先发生在那些有足够冷星际物质积累的系统中，可能是通过热气体的冷却冷凝。
2008-06-13 astro-ph
HCG 16 Revisited: Clues About Galaxy Evolution in Groups
我们提出了新的光谱观测的5个星系，异常活跃的紧凑组HCG 16的成员，观察使用帕洛玛5米望远镜。光谱的高信噪比（S/N $\sim 70$）使我们能够研究星系核和环核区的发射线特征和恒星星族的变化。这些星系的发射线特征很复杂，在Seyfert 2和LINER之间或LINER和星爆之间变化。所有的星系都显示出中等年龄恒星星族的痕迹，支持了我们之前的结果，即星暴后的星系在紧凑的星系群中很常见。星系HCG 16 - 4和HCG 16 - 5显示了双核，因此可能是最近合并的两个例子。我们的观测结果支持这样一种假设，即HCG 16是由贫金属的低质量星系连续合并形成的。星系HCG 16 - 1和HCG 16 - 2，它们是更进化的，形成了该集团的旧核心。Galerkin HCG 16 - 4和HCG 16 - 5是两个最近添加的仍处于合并阶段。星系HCG 16 - 5是一个星暴星系，刚刚开始落入核心。如果HCG 16是早期致密星系群的代表，那么这一整套观测结果就意味着致密星系群的形成是等级星系形成的结果。HCG 16可能是在本地宇宙中运行的这个过程的一个例子。
1999-01-03 astro-ph
On The Hydrogen Emission From The Type Ia Supernova 2002ic
SN 2002 ic的发现和随后的光谱研究导致了一个令人惊讶的发现，SN 2002 ic是一个Ia型超新星，具有强烈的喷出物-拱星相互作用。在这里，我们表明，爆炸后近1年的超新星已成为暗淡的整体，但H $α$的排放已增亮和扩大显着相比，早期的观测。我们已经获得的光谱偏振数据表明，富氢物质是高度非球面分布。这些观测结果表明，这颗超新星是在一个致密的、星云状的盘状环星环境中爆炸的。
2003-12-18 astro-ph
r-Process Calculations and Galactic Chemical Evolution
虽然r-过程核的起源仍然是一个长期的谜，但最近对星系晕中极贫金属恒星的光谱研究强烈表明，它与核心坍缩超新星有关。本文综述了近年来r过程的理论研究，特别强调了与核心坍缩超新星有关的天体物理方案。我们还回顾了银河系化学演化研究的最新进展以及极端贫金属晕星的光谱研究，这为我们更好地理解天体物理r-过程网站提供了重要线索。
2005-11-17 astro-ph
Spectroscopic properties, spatial and luminosity distributions of the UCm survey galaxies
本文对马德里康普顿斯大学物棱镜巡天表1和表2中的H $α$发射线镓（ELG）全样品进行了光谱分析。目前已经发现了相当一部分（59%）的低电离或高消光的恒星形成星系，这种ELG只有在蓝色或其他ELG巡天中才能被不完全探测到。我们已经发现了一些不同的ELG类之间的进化证据。的情况下，Kiso，UM和UCM调查检测到的人群之间的比较。我们的结论是，深H $α$调查是更好地能够采样的所有年龄，演化阶段和光度的当前恒星形成的星系比其他调查使用蓝色发射线或颜色。最后，确定了UCM星系的光度和空间分布。新发现的当前恒星形成ELG的贡献为星系演化提供了新的线索，并且在试图考虑ELG的密度和宇宙中的总恒星形成率时必须考虑在内。
1996-08-20 astro-ph
On the He II Emission In Eta Carinae and the Origin of Its Spectroscopic Events
我们描述并分析了哈勃太空望远镜（HST）对Eta Car 4680 Å附近瞬时发射的观测，该观测由Steiner & Damineli（2004）早些时候报道。如果，似乎很可能，这是他二$λ$ 4687，那么它是一个独特的线索埃塔汽车的5.5年周期。根据我们的分析，这一特征的几个方面支持所观察到的光谱事件的质量喷射模型，而不是日食模型。He II的发射出现在2003年初，在2003.5光谱事件期间增长到短暂的最大值，然后突然消失。它没有出现在任何其他HST光谱之前或之后的事件。峰值亮度比以前报道的要大，即使考虑到3阶的不确定性因素，也很难解释。恒星风必须提供一个临时大于正常的能量供应，我们描述了一种特殊形式的辐射放大，也可能是必要的。这些特征与一类质量喷射或风扰动情景相一致，这对埃塔汽车的物理结构和稳定性有影响。
2005-11-22 astro-ph
Abundances of Cu and Zn in metal-poor stars: clues for Galaxy evolution
我们对90颗贫金属星的铜和锌丰度进行了新的观测，这些贫金属星的金属丰度范围为-3< [Fe/H] <-0.5。本研究是基于在上普罗旺斯天文台（R= 42000，S/N > 100）收集的高分辨率光谱测量。讨论了Cu和Zn丰度作为金属度[Fe/H]的函数的趋势，并与铁以外的其他重元素进行了比较。我们还估计空间速度和银河系轨道参数为我们的目标恒星，以解开人口的盘星晕星使用运动学标准。在没有一个坚定的先验知识的核合成机制控制铜和锌的生产，以及相对恒星的网站，我们得到这些最后的限制从观察到的比率[Cu/Fe]和[Zn/Fe]的趋势在整个银河系的历史，以及从一些良好的建立基本核合成过程中的恒星的属性。因此，我们确认，铜和锌的生产需要一些不同的来源（中子捕获在大质量恒星，S-处理在低和中等质量的恒星，爆炸性核合成在各种超新星类型）。我们还试图通过不同的生产机制所发挥的相对作用的排名，并验证这些提示通过一个简单的估计银河富集铜和锌。与先前提出的建议一致，我们发现了Ia型超新星必须发挥相关作用的证据，特别是对于铜的生产。
2002-09-19 astro-ph
Abundances in the H I envelope of the extremely low-metallicity Blue Compact Dwarf Galaxy SBS 0335-052 from Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer observations
我们介绍了SBS 0335-052的FUSE光谱，SBS 0335-052是已知的第二个最缺金属的蓝致密矮星（BCD）星系（log O/H = -4.70）。除了H I莱曼系外，我们还检测到C II、N I、N II、O I、Si II、Ar I和Fe II吸收线，这些吸收线主要来自SBS 0335-052嵌入的扩展H I包络。未观察到H2吸收线。没有弥漫的H2意味着通过红外辐射探测到的暖H2一定是非常致密的，与恒星形成区有关，这些团块的密度应该超过~ 1000 cm^-3，温度应该超过~ 1000 K，并且占H I总质量的5%以上。虽然SBS 0335-052可能是一个年轻星系，但它的中性气体并不是原始的。中性气体的金属丰度与电离气体的金属丰度相似，均为logO/H ~-5。这一金属丰度与其他四个BCD的H I包层中发现的金属丰度相当，电离气体金属丰度范围从log O/H = -4.8到log O/H =-3.8，以及Ly-alpha吸收体中的金属丰度，这使得人们推测，可能存在先前富集原始中性气体到log O/H ~-5的共同金属丰度水平，可能是由第III星族恒星。
2004-11-16 astro-ph
The population of early-type galaxies at 1<z<2 - New clues on their formation and evolution
利用F160 W滤波器对32个1<z<2的早型星系（ETG）进行了HST-NICMOS观测，并对它们的红移和光谱类型进行了光谱确认。我们发现，ETGs是由两个不同的人口，老年人口（oETGs）和年轻人口（yETGs）的平均年龄相差约1.5-2 Gyr。年轻的ETG并不比本地ETG密度大，因为它们遵循本地ETG的尺寸-质量关系，而光度演化将它们带到本地Kormendy和尺寸-光度关系上。同时，老ETG不遵循局域ETG的尺寸-质量关系，光度演化不能解释它们在局域尺寸-光度关系和Kormendy关系上的差异。从z~1.5-2到z~0，有效半径R_e需要增加2.5-3倍（密度减少15-30倍），才能达到局域标度关系。两个种群表现出的不同行为意味着不同的形成和演化情景。较老的粒子群一定是在较高的z时以一种耗散的富含气体的坍缩能形成的，从而产生在z~2时古老而致密的残余物。它们必须经历从z~2到z~0的尺寸演化，必须保持它们的质量不变，以不超过高质量ETG的局部数量。因此，重大合并不能满足这一要求。年轻的ETG群体可以通过随后的合并事件形成，合并事件逐渐增加它们的大小并将它们的质量聚集到z~2。在z<2时，它们纯粹在光度上演化，因为大合并的插曲会使它们远离局域标度关系。
2008-11-27 astro-ph
Uncovering Additional Clues to Galaxy Evolution. II. The Environmental Impact of the Virgo Cluster on the Evolution of Dwarf Irregular Galaxies
通过比较室女星系团中矮不规则星（dIs）样本的性质，研究了星系团环境对矮星系演化的影响，并对附近（“场”）dIs样本的性质进行了比较，dIs样本的氧丰度来自于[O III]4363的测量结果和与已分辨恒星成分的距离。光谱数据获得的H II区域分布在11室女座的dIs的中心和外部区域的集群。为了确保以均匀的方式得出氧丰度，使用亮线法计算野外和处女座dIs的氧丰度，并与直接从[O III]4363获得的丰度（如果可用）进行比较。他们被发现同意在约0.2德克斯没有系统的偏移。在给定的光学光度下，室女座dIs样品和附近dIs样品之间的氧丰度没有系统差异。然而，在可比的氧丰度下，11个室女座dIs中的5个表现出比场dIs低得多的重子气体分数。使用场dIs作为参考，构造了dIs的气体缺乏指数，从而可以定量地识别哪些星系已经失去了气体。对于室女座的样本，一些矮星的气体不足30倍。气体的缺乏大致与X射线表面亮度的星团内气体。冲压压力剥离可以最好地解释所观察到的气体贫dIs在集群样品。再加上缺乏显着的褪色和变红的气体贫dIs相比，气体正常的dIs，这些观察表明，在室女座的气体贫dIs最近遇到了第一次的集群内介质。室女座贫气体dIs的褪色残余将类似于目前在星团核心看到的亮矮椭圆星系。
2003-03-17 astro-ph
The star cluster system of the 3 Gyr old merger remnant NGC 1316: Clues from optical and near-infrared photometry
巨大的合并残余星系NGC 1316（天炉座A）是研究过去的一次大合并对星团系统长期影响的理想探测器，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为~3 Gyr。在这里，我们提出了新的地面，大面积的光学和近红外成像的星团在NGC 1316，补充深HST/WFPC 2成像。我们发现NGC 1316中最亮的~10星团的光学近红外颜色和光度与中等年龄（2-3 Gyr）的星团一致。与“正常”的巨型椭圆星系不同，NGC 1316星系团的B-I颜色分布并不是明显的双峰。然而，星团颜色分布的蓝色和红色部分的光度函数（LF）是不同的：红色星团LF很好地用指数为-1.2 +/- 0.3的幂律表示，比典型的巨型椭圆星系亮约1.5等（在B中）。相比之下，蓝色星系团LF的形状与“正常”螺旋星系和椭圆星系的形状一致。我们认为NGC 1316的星团系统是一个年龄约为3 Gyr、金属丰度约为太阳的星团和一个可能属于合并前星系的古老的贫金属星团的组合。在3 Gyr年龄之后，富含金属的星系团褪色到10 Gyr年龄，它们将在双峰星系团颜色分布中形成红色“峰”。这个“红色峰值”的颜色与在具有相同星系光度的“正常、古老”的巨型椭圆星系中发现的颜色一致（考虑到年龄变暗）。NGC 1316星团系统的这些特征完全符合在回顾时间$\ga$ 10 Gyr时通过富含气体的合并形成“正常”巨型椭圆星系的情景。
2001-07-27 astro-ph
Resolving the Stellar Outskirts of M31 and M33
关于星系聚集过程的许多线索都隐藏在星系的暗淡外围区域。这些部分的低表面亮度对漫射光的研究构成了重大挑战，迄今为止，这种技术对星系形成模型的约束很少。我们的小组率先使用极宽面积的恒星计数来定量地解决外部星系在非常微弱的光水平上的大尺度结构和恒星含量。在这里，我们强调了我们对M31和M33的成像和光谱调查的一些结果。
2006-01-06 astro-ph
A search for clusters at high redshift - II. A proto cluster around a radio galaxy at z=2.16
在z=2.16的射电星系1138-262的视场中，对Ly α-过剩天体的VLT光谱观测导致了14个星系和一个类星体的发现，它们与射电星系的距离大致相同。所有星系的红移都在2.16 \pm 0.02的范围内，以射电星系的红移为中心，距离射电星系的投影物理距离为1.5 Mpc。速度分布表明，有两个星系群的速度色散分别为~500 km/s和~300 km/s，相对速度为1800 km/s。如果这些都是维里化结构，则估计的动力学质量分别为~9和~ 3x 10 E13太阳质量，这意味着结构的总质量超过10 E14太阳质量。新的观测结果，加上以前的结果，表明1138-262周围的星系结构很可能是一个正在形成的星系团。
2000-08-09 astro-ph
21cm Absorption by Compact Hydrogen Disks Around Black Holes in Radio-Loud Nuclei of Galaxies
在某些星系核中观测到的彗发脉泽盘，标志着为中心黑洞提供燃料的吸积盘的外围，并提供了核恒星形成的潜在场所。不幸的是，大多数的气体在微波激射盘目前没有被探测;大的微波激射增益有利于路径的特点是一个小的速度梯度，并需要罕见的边缘上的磁盘取向。在这里，我们提出了一种方法来映射原子氢原子的分布在核盘通过其21厘米的吸收对无线电连续辉光周围的中央黑洞。在NGC 4258中，21 cm的光学深度可能接近1，用于热展宽为主的相干团块的高角分辨率（VLBI）成像，并且具有从X射线吸收数据推断的柱密度，约为10^{23}/cm ^2。将21厘米的吸收分布在窄射电喷流前方物质的整个旋转速度宽度上，得到的平均光学深度约为0.1。在其他星系中对21厘米吸收特征的光谱搜索可以用来识别大量的倾斜气体盘，这些盘不是朝着我们的方向激射。对这些圆盘内加速团块的21厘米轮廓的后续成像可以反过来用于测量宇宙学距离。
2008-02-19 astro-ph
